Estrella de Przybylski

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Estrella de Przybylski
Constelación Centaurus
Ascensión recta α 11h 37min 37,04s
Declinación δ -46º 42’ 34,9’’
Distancia 410 años luz (aprox)
Magnitud visual +8,02
Magnitud absoluta +2,48
Luminosidad 8,1 soles
Temperatura 6600 K
Masa 1,53 soles
Tipo espectral B5p
Velocidad radial +10,2 km/s
Otros nombres HD 101065 / HIP 56709
SAO 222918 / CD-46 7232

La estrella de Przybylski (V816 Centauri) es una estrella en la constelación de Centaurus de magnitud aparente +8,02. Descubierta por el astrónomo Antoni Przybylski (pronunciado Yibilski) en 1961, es una estrella químicamente peculiar extrema, con líneas espectrales fuertes de elementos lantánidos. Su espectro es similar al de una estrella de tipo S —estrella muy evolucionada con una atmósfera enriquecida por material procedente de la nucleosíntesis interior—, pero en otros aspectos se asemeja a una estrella de la secuencia principal o a una subgigante.[1]​

Los primeros estudios del campo magnético de la estrella de Przybylski mostraron un campo magnético longitudinal en el rango Hz = −2100 a −2500 ± 450 G, sin que se encontrara una variabilidad significativa en este. Medidas posteriores conceden la mitad de fuerza al campo magnético longitudinal, Hz = −1014 ± 72 G.[2]​ En 1978 se encontró que la estrella de Przybylski es una estrella pulsante[3]​ y es prototipo de las estrellas Ap de oscilaciones rápidas (roAp). Observaciones de la velocidad radial utilizando el espectrómetro HARPS muestran oscilaciones multiperiódicas con dos grupos de modos igualmente espaciados.[4]​

La composición química de la estrella de Przybylski es enigmática. Ya en 1974 se identificaron líneas espectrales correspondientes a 51 elementos químicos distintos.[5]​ Posteriores observaciones evidenciaron la sobreabundancia de lantánidos y también confirmaron, con un grado alto de confianza, la presencia de líneas de tecnecio y de prometio —cuyo periodo de semidesintegración es de 17,7 años—.[6]​ También se identificaron las líneas de todos los elementos radiactivos con números atómicos entre Z = 84 y Z = 99, a excepción de astato y francio. La presencia de estos elementos radiactivos de vida tan corta es difícil de entender.

Se ha propuesto que algunos procesos desconocidos, del tipo llamaradas o erupciones, tienen lugar en su atmósfera.[6]​ Igualmente se ha sugerido que la existencia de elementos con Z < 92 es debida al decaimiento radiactivo natural de torio y uranio estratificado en la atmósfera superior.

Otra posible explicación se relaciona con el fuerte campo magnético, pudiendo estar en el origen de una aceleración significativa de partículas cargadas, principalmente protones y partículas alfa, que modifican el contenido superficial por la interacción con el material estelar.[7]​

A pesar de muchos años de investigaciones, las extraordinarias anomalías químicas de la estrella de Przybylski permanecen sin explicación.[4]​

Teorías peculiares[editar]

Debido a las propiedades extrañas de esta estrella, existen numerosas teorías sobre por qué ocurren las rarezas. El más interesante de ellos es que la estrella contiene algunos nucleidos de larga duración de la isla de estabilidad (por ejemplo, 298Fl, 304120, or 310126) ) y que los actínidos de corta duración observados son las hijas de estos progenitores, que ocurren en equilibrio secular con sus padres.[8]​[9]​

Referencias[editar]

  1. ↑ Przybylski’s Star (HD 101065). The Internet Encyclopedia of Science
  2. ↑ Hubrig, S.; Kurtz, D. W.; Bagnulo, S.; Szeifert, T.; Schöller, M.; Mathys, G.; Dziembowski, W. A. (2004). «Measurements of magnetic fields over the pulsation cycle in six roAp stars with FORS 1 at the VLT». Astronomy and Astrophysics 415. pp. 661-669. 
  3. ↑ Kurtz, D. W. (1978). «12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065». Information Bulletin on Variable Stars 1436 (1). 
  4. ↑ a b Mkrtichian, D. E.; Hatzes, A. P. (2005). «HD 101065, the Most Peculiar Star: First Results from Precise Radial Velocity Study». Journal of Astrophysics and Astronomy 26. pp. 185-191. 
  5. ↑ Wegner, G.; Petford, A. D. (1974). «Abundance analysis of Przybylski's star (HD 101065)». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 168. pp. 557 - 575. 
  6. ↑ a b Cowley, C. R.; Bidelman, W. P.; Hubrig, S.; Mathys, G.; Bord, D. J. (2004). «On the possible presence of promethium in the spectra of HD 101065 (Przybylski's star) and HD 965». Astronomy and Astrophysics 419. pp. 1087-1093. 
  7. ↑ Goriely, S. (2007). «Nucleosynthesis by accelerated particles to account for the surface composition of HD 101065». Astronomy and Astrophysics 466 (2). pp. 619-626. 
  8. ↑ Jason Wright (16 de marzo de 2017). «Przybylski's Star III: Neutron Stars, Unbinilium, and aliens». Consultado el 31 de julio de 2018. 
  9. ↑ V. A. Dzuba; V. V. Flambaum; J. K. Webb (2017). «Isotope shift and search for metastable superheavy elements in astrophysical data». Physical Review A 95 (6): 062515. Bibcode:2017PhRvA..95f2515D. arXiv:1703.04250. doi:10.1103/PhysRevA.95.062515. 
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